Nucléosynthèse
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La nucléosynthèse est un ensemble de processus physiques conduisant à la synthèse de noyaux atomiques.
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La nucléosynthèse primordiale et naissance des atomes légers
Les étoiles ne sont pas disposées en constellations mais regroupées en galaxies. Ce sont des objets de petite taille : le diamètre du soleil est de 5 secondes-lumière. Les plus grosses, comme les géantes rouges, ont un diamètre de 20 minutes-lumière. Les étoiles sont relativement éloignées et petites ce qui rend les collisions peu probables.
Les galaxies
Les galaxies ont un diamètre moyen de 100 000 années lumière. Notre galaxie est la Voie Lactée. La distance entre les galaxies est de plusieurs millions d'années-lumière. Ceci rend les collisions entre galaxies possibles. Il y a plusieurs types de galaxies:
Une galaxie se compose d'environ 200 milliards d'étoiles. Les galaxies sont regroupées en amas de galaxies. Le nôtre est composé d'une vingtaine de galaxies. Ces amas sont regroupés en superamas de diamètre d'environ 50 à 70 millions d'années-lumière et regroupent des milliers de galaxies. Dans une galaxie, il y a des nuages de gaz diffus. C'est à partir de ces nuages que peuvent se former des étoiles. Notre système solaire se retrouve au 2/3 du centre de la Galaxie.
Classement des étoiles
L'évolution des étoiles dépend de leurs masses. Le diagramme de Hertzsprung-Russell est utilisé pour classer les étoiles selon :
- Leur luminosité (puissance rayonnée)
- Leur température de surface en milliers de Kelvin.
Ce diagramme permet de retracer l'évolution des étoiles. On y trouve:
- la séquence principale où se situe le soleil avec une luminosité de 1 (référence) et avec une température de 5 700K.
Les étoiles de la séquence principale tirent principalement leur énergie de la fusion nucléaire transformant l'hydrogène en hélium. Le soleil est une étoile relativement banale avec une taille modeste. Sa durée de vie est relativement importante (10 milliards d'années). Les étoiles plus petites vont pouvoir vivre plusieurs dizaines de milliards d'années alors que les étoiles plus lourdes ont une durée de vie plus courte (2 milliards années pour 10 masses solaires). Les étoiles les plus lourdes ont une durée de vie de quelques dizaines de milliers d'années seulement.
- En dehors de la séquence principale, il y a d'autres types d'étoiles comme les géantes rouges. Les températures de surface sont faibles : de l'ordre de 3 à 4 000K. Elles ont une luminosité plus élevée car elles sont de très grandes tailles.
- Pour naines blanches : les températures de surface sont élevées mais leur surface est petite donc leur luminosité est plus faible.
Deux grands types de particules
Évolution de l'univers
- Big bang
- avant 10-43 seconde, ère de Planck: les conditions de pression et de température ne permettent pas de connaître l'état de la matière.
- Période inflationaire: augmentation de la taille de l'univers d'un facteur de 1050
- Phase de confinement des quarks
- Nucléosynthèse primordiale
- Découplage matière-rayonnement (l'expansion de l'univers se fait de manière plus lente par un facteur 1 000).
La nucléosynthèse primordiale
Au cours de l'expansion la température décroît très rapidement.
- Vers 10-6 seconde les quarks se combinent par trois:
2u+1d → 1 proton 1u+2d → 1 neutron
On assiste à la formation de protons et de neutrons. Ceci est possible quand la densité d'énergie dans l'univers est inférieure à celle de la force forte (= force quarkienne).
- Après quelques secondes jusqu'à quelques minutes après l'inflation la nucléosynthèse primordial prend place: formation de noyaux, c'est-à-dire la combinaison des protons et des neutrons pour des noyaux d'hélium. Ceci n'est possible que si la température de l'univers atteint 106 à 108K, c'est-à-dire quand la densité d'énergie est inférieure à celle de la force nucléaire.
- Après quelques 106 années, la température de l'univers continue de diminuer et des atomes d'hydrogène et d'hélium commencent à se former, l'univers devient transparent
On parle de découplage matière-rayonnement. Ceci est possible quand la température de l'univers est de 3 000K. Actuellement on a retrouvé un témoignage: c'est le rayonnement fossile à 2.7 K (en 1965).
L'énergie des photons correspond à la température de l'univers. Comme à partir de cette époque la taille de l'univers a augmenté d'un facteur 1 000, la température a diminué du même facteur. De 3000 K à 3 K(proche de 2.7 K) on a un facteur 1 000. Ce rayonnement fossile micro-onde est enregistré actuellement dans l'ordre des micro-ondes.
La phase primordiale a permis la formation d'une grande quantité de noyaux d'hydrogène et d'hélium. Une grande partie de l'hélium et de l'hydrogène a été produite pendant cette phase.
Les éléments plus lourds ont été fabriqués dans les étoiles.
La nucléosynthèse stellaire des noyaux lourds
Les étoiles se sont formées quelques centaines de millions d'années après de début de l'expansion de l'Univers. Notre soleil n'est pas une étoile de première génération car elle contient des éléments lourds. La masse est un facteur important dans l'évolution des étoiles.